Hubbleova napetost: Svemir se širi brže od očekivanog

Dva broja opisuju istu stvar. Jedan kaže 67,4. Drugi kaže 73,0. Razlika izgleda mala, ali mjeri brzinu širenja svemira, a između njih stoji skoro cijela kosmička istorija.

Prvi broj dolazi iz karte najstarijeg svjetla u svemiru, a drugi iz obližnjih galaksija i eksplozija zvijezda. Oba tima rade precizno i oba su provjerila svoje greške, ali oba ne mogu biti tačna ako je standardni model svemira potpuno ispravan.

Dva broja koja se ne slažu

Planck je mjerio kosmičko mikrovalno pozadinsko zračenje, ostatak vrućeg, gustog svemira starog oko 380.000 godina. Iz tog uzorka astronomi čitaju koliko je svemir bio gust, kako se širio i koliko danas iznosi Hubbleova konstanta. Njihov rezultat je 67,4 kilometra u sekundi po megaparseku, sa nesigurnošću od 0,5.

Lokalna mjerenja idu suprotnim putem: gledaju obližnje galaksije, u njima pronalaze cefeide, zvijezde čija se svjetlost mijenja po pravilnom ritmu, i preko njih kalibriraju udaljenosti do supernova tipa Ia (jedan-a). Lanac se penje od jedne galaksije do druge, sve do brzine širenja. SH0ES tim je 2022. dobio 73,04, sa nesigurnošću od 1,04.

Razlika je oko 5,6 kilometara u sekundi po megaparseku, a SH0ES tim je naziva otprilike 5 sigma. To nije razlika između dva loša mjerenja; to je razlika između dva dobra mjerenja koja ne bi trebalo da se razilaze.

Tabela pokazuje zašto "5 sigma" nije univerzalna brojka. Sve zavisi od toga koje lokalno mjerenje uzmemo. CCHP sa JWST-om dobija niže vrijednosti od SH0ES-a, a H0LiCOW preko gravitacijskih sočiva ponovo dolazi blizu 73.

Kako se mjeri širenje svemira

Hubbleova konstanta nije brzina u običnom smislu. Ona kaže koliko se brzo neka galaksija udaljava na svakih milion parseka udaljenosti. Zapisuje se u kilometrima u sekundi po megaparseku. Veći broj znači da se svemir danas širi brže.

Postoje dva nezavisna puta do tog broja. Prvi je lokalni: mjerimo udaljenosti do obližnjih objekata, pa njihovu brzinu. Drugi je rani: mjerimo svojstva drevnog svjetla, pa iz standardnog modela izračunamo koliko bi se svemir danas morao širiti.

Lokalni put koristi skalu udaljenosti. Cefeide su prva prečka; njihova perioda i sjaj povezani su tako da se iz periode može procijeniti stvarni sjaj, a iz stvarnog i viđenog sjaja udaljenost. Supernove tipa Ia su druga prečka; dovoljno su sjajne da se vide iz velike daljine, a njihova kriva sjaja daje udaljenost.

Rani put koristi zvučni horizont. U ranom svemiru materija i svjetlost oscilirale su zajedno, i taj obrazac je ostao utisnut u CMB-u. Veličina tog obrasca zavisi od sastava svemira, pa i od toga koliko se svemir širio. Iz jedne karte, uz model, dobija se drugi broj.

Oba puta mjere istu stvar, ali ne na isti način. Zato razlika nije samo "jedan tim griješi". Da bi se objasnila, mora se naći greška u jednom od lanaca ili promjena u fizici između njih.

Zašto obična greška nije dovoljna

Prva sumnja bila je sistematika. Cefeide u gustim galaksijama mogu se stopiti sa susjednim zvijezdama; fotometrija može biti precijenjena; prašina može promijeniti boju. SH0ES je zato ponavljao mjerenja, mijenjao uzorke, filtere i načine određivanja pozadine. Rezultat je ostao blizu 73.

JWST je unio novu provjeru. Njegovo ogledalo vidi oštrije od Hubblea, pa se zbijenost cefeida može bolje razdvojiti. Mjerenja sa JWST-om nisu uklonila razliku; dodatno su pokazala da objašnjenje "sve je to gužva u galaksijama" nije dovoljno.

CCHP je uzeo drugu vrstu zvijezda. TRGB koristi vrh grane crvenih divova, a JAGB zvijezde u ugljičnoj fazi; oba pristupa su nezavisna od cefeida. Njihov rezultat je 70,39 za TRGB i 67,80 za JAGB, uz veće nesigurnosti. CCHP zaključuje da su podaci konzistentni sa standardnim modelom i da nije potrebna nova fizika.

To ne znači da je napetost nestala. Znači da se smanjila ako prihvatimo CCHP-ovu skalu, a ostaje oko pet sigma ako prihvatimo SH0ES-ovu. H0LiCOW, koji koristi gravitacijska sočiva, nezavisan je i od cefeida i od CMB-a; daje 73,3 i ponovo se približava lokalnoj strani.

Zato pitanje nije "ko ima jedan tačan broj". Pitanje je zašto se dvije grupe metoda razilaze i koja je greška ili fizika između njih.

Šta bi moglo objasniti razliku

Prva grupa rješenja mijenja rani svemir. Ako je prije rekombinacije, trenutka kada je svemir postao proziran za svjetlost, postojala dodatna tamna energija, dodatno zračenje ili nešto što je ubrzalo širenje, rani svemir bi danas izgledao drugačije, a CMB bi i dalje bio u skladu sa podacima. Takva rješenja moraju proći kroz mnoge provjere: ne smiju pokvariti ono što Planck vidi, ni ono što vide mjerenja velikih struktura.

Druga grupa mijenja gravitaciju ili konstante. Modificirana gravitacija, promjenljive konstante ili novo polje mogli bi pomjeriti odnos između ranog i lokalnog mjerenja. I ova rješenja imaju isti problem: moraju objasniti zašto sve ostale posljedice nisu vidljive.

Treća grupa ostaje pri sistematici. Lokalna skala je složena; svaka prečka nosi svoju grešku. Ako se nađe neotkrivena greška u cefeidama, supernovama ili u kalibraciji, napetost može nestati bez nove fizike.

DESI je 2025. dodao novi pritisak na standardni model: kombinacija BAO podataka, oscilacija u rasporedu galaksija, sa drugim mjerenjima preferira dinamičku tamnu energiju. To nije direktno mjerenje Hubbleove konstante, ali pokazuje da model koji je nekada izgledao zatvoren danas ima više prostora za odstupanja.

Nijedno od ovih rješenja nije prihvaćeno. Nijedno nije isključeno. To je razlika između otvorene naučne rasprave i tvrdnje da je misterija riješena.

Šta ostaje otvoreno

Do 2026. napetost nije nestala. JWST je provjerio dio sistematike; CCHP je pokazao da lokalna vrijednost može biti niža; DESI je dao nove tragove o tamnoj energiji. Ali nijedan rezultat nije zatvorio pitanje.

Ako se razlika potvrdi kao stvarna, standardni model svemira ima pukotinu. Ako se pronađe greška, ona će biti jedna od najpoučnijih grešaka u modernoj kosmologiji. U oba slučaja, dva broja su ostala na stolu.

Možda je razlika znak nove fizike. Možda je znak da još ne razumijemo vlastita mjerenja. A možda je najzanimljivije to što su oba objašnjenja još uvijek moguća.

Naslovna slika: Hubble Ultra Deep Field. Foto: NASA, ESA, S. Beckwith (STScI) i HUDF tim; javno vlasništvo, preko Wikimedia Commonsa.